Tajemnicza osobliwość

10. Zdradliwe rentgenowskie czarne dziury w gwiazdach podwójnych

Gdy spoglądamy na rozgwieżdżone nocne niebo, trudno uwierzyć, że wiele gwiazd jest w rzeczywistości układami podwójnymi, których składniki obiegają się wzajemnie. Dla astronomów, którzy mogą za pomocą teleskopów i spektroskopów zobaczyć je i pomierzyć, gwiazdy podwójne są czymś jak najbardziej realnym - są dla nas praktycznie jedynym źródłem informacji o masach gwiazd! Mają również zasadnicze znaczenie w poszukiwaniu czarnych dziur. Wiele gwiazd podwójnych zawiera niewidzialny masywny obiekt o małych rozmiarach oraz typową gwiazdę. Układy takie są wykrywane dzięki silnemu promieniowaniu rentgenowskiemu, które jest emitowane przez dysk akrecyjny otaczający ciemne ciało. Dysk tworzy się, kiedy niewielki masywny obiekt przyciąga materię sąsiedniej gwiazdy. Gazowy dysk staje się bardzo gorący na skutek silnej grawitacji obiektu centralnego i zaczyna emitować fotony promieniowania X.

W jaki sposób astronomowie badają podwójne gwiazdy rentgenowskie? Na przykład: pewien układ podwójny w gwiazdozbiorze Łabędzia (łac. Cy-gnus) składa się ze zwykłej gwiazdy o masie około 20 mas słonecznych i drugiego składnika. Te n ostatni jest zakryty gęstymi obłokami gazowymi, które emitują promieniowanie rentgenowskie (stąd oznaczenie Cygnus X-1) i nie może być obserwowany bezpośrednio. Wzajemny ruch orbitalny tych gwiazd zdradzają linie widmowe przesuwające się okresowo na skutek zjawiska Dopplera. Na podstawie takich obserwacji, korzystając z mechaniki newtonowskiej, można wyznaczyć masy gwiazd, ponieważ gwiazdy te poruszają się raczej powoli, nie relatywistycznie.

Obserwacje podwójnych układów rentgenowskich wykazały niewątpliwie, że istnieją ciemne, niewielkie obiekty o masach przekraczających masę Słońca, granicę Oppenheimera-Volkoffa. W naszej Drodze Mlecznej odkryto kilkanaście takich kandydatur na czarne dziury o masach od 4 do 20 mas słonecznych. W innych galaktykach odkryto kilka niewielkich relatywistycznych gwiazd o masach do 100 mas słonecznych. Orbitalne obserwatorium rentgenowskie Chandra odkryło nawet w centralnym obszarze niezwykłej galaktyki M82 obiekt o masie 700 mas słonecznych. Wydaje się, że ciemne zwarte obiekty istnieją, ale czy są to czarne dziury? Jak potwierdzić tożsamość kandydatów?

W roku 1974 Stephen Hawking i Kip Thorne, obaj dobrze znani ze swoich teoretycznych prac o czarnych dziurach, założyli się, czy Cygnus X-1 zawiera czarną dziurę. Jeśli składnikiem tego układu podwójnego jest czarna dziura, zakład wygra Thorne. W roku 1990 Hawking ostatecznie przyznał, że zwycięzcą jest Thorne. Lecz być może zakład powinien pozostać nierozstrzygnięty! Przede wszystkim dlatego, że nawet jeśli zwarty obiekt ma dużą masę, niekoniecznie musi być czarną dziurą. Pomiar masy jest dopiero połową sukcesu.

Aby wykazać, że taki obiekt jest czarną dziurą, a nie ciemną gwiazdą, trzeba udowodnić, że jest faktycznie „bramą w jedną stronę”, nie posiada twardej powierzchni (co mógłby sprawdzić spadający obserwator...) i jedynie wchłania materię z otoczenia, a więc innymi słowy, posiada horyzont. Najbardziej bezpośrednim sposobem wykazania, że osobliwości istnieją, są obserwacje procesu formowania horyzontu czarnej dziury. Według obecnej teorii zapadania grawitacyjnego prowadzącego do czarnej dziury, musi istnieć pojedynczy impuls fal grawitacyjnych (trwający około milisekundy). W przypadku ciemnej gwiazdy (według teorii pola) sygnał grawitacyjny powinien składać się z wielu impulsów w znacznie dłuższym czasie, porównywalnym z długością impulsu neutrin (około 1 sekundy).